Opbouw

De kern

In de kern van de zon, een dichte plasmabol (geïoniseerd gas) van zo'n 400 000 km diameter waarin kernfusie plaatsvindt, bedraagt de temperatuur zo'n 15 000 000 °C. Waterstof wordt er geleidelijk omgezet in helium.

De kernreacties in de zon

In het centrum van de zon vinden verschillende kernreacties plaats. Hierbij worden telkens vier waterstofatoomkernen (protonen) omgezet in één helium- 4-atoomkern. Bij deze reacties wordt massa omgezet in energie volgens de bekende formule van Einstein: E = mc ².

Dit gebeurt op verschillende manieren. De belangrijkste reactie is de proton-proton-cyclus, waarvan de belangrijkste variant hier is weergegeven. Voor de volledigheid vermelden we nog de CNO-cyclus, waarbij een koolstof-12-atoomkern achtereenvolgens vier protonen invangt en dan terug uiteenvalt in een helium-4- atoomkern en een koolstof-12-atoomkern die opnieuw kan participeren in een volgende cyclus.

De CNO-cyclus zorgt in de zon slechts voor 1-2 % van de totale energieproductie, maar is dominant in zware sterren.

 

De stralings- en convectiezone

De energie die in de kern wordt aangemaakt, verlaat de kern en trekt op zijn weg naar buiten eerst door de stralingszone. Daarin wordt de energie hoofdzakelijk doorgegeven door fotonen, die voortdurend geabsorbeerd en uitgestraald worden: een foton botst op een deeltje en wordt opgenomen, waarop het deeltje in een willekeurige richting een nieuw foton uitzendt, dat op zijn beurt op een ander deeltje botst en weer geabsorbeerd wordt.

Tenslotte komt de energie onder de vorm van een foton aan in de convectiezone, de buitenste laag van de zon. Hier wordt de energie hoofdzakelijk door convectiestromen naar het oppervlak gebracht: stromen van heet gas die omhoog gaan terwijl afgekoeld gas weer naar beneden gaat. Dezelfde stromingen ontstaan in een pot water die je opwarmt op een vuur.

De energie moet dus een hele weg afleggen van de kern tot aan het oppervlak van de zon, waar ze uitgestraald wordt in het zonnestelsel. Astrofysici hebben berekend dat het ongeveer 100 000 tot 200 000 jaar duurt voor een foton het oppervlak bereikt!

De activiteitscyclus van de zon

Halverwege de negentiende eeuw ontdekte amateur-astronoom Heinrich Schwabe dat er periodiek meer vlekken op de zon te zien waren dan gemiddeld. Hij sprak van een elfjarige cyclus. Maar die elf jaar klopt niet helemaal: er zijn cycli geweest van slechts 9 jaar en zelfs nog korter, en er waren ook cycli van bijna 14 jaar en zelfs nog langer.

De periode met de meeste zonnevlekken wordt zonnemaximum genoemd, en de periode met de laagste zonneactiviteit is het zonneminimum.

Waarnemers zijn gefascineerd door de vlekken op de zon sinds Galileo en anderen ze ontdekten in 1613. In de eeuwen daarna werd vastgesteld dat het aantal zonnevlekken niet constant was, maar varieerde volgens een “elfjarige“ cyclus. En nog later bleek het aantal waargenomen zonnevlekken een goede indicator te zijn van de algemene magnetische activiteit op de Zon.

Deze activiteit omvat ondermeer krachtige zonnevlammen en zonneuitbarstingen die de aarde en omgeving bestoken met geladen deeltjes. Die zorgen er voor dat we op aarde poollicht kunnen waarnemen, maar ze kunnen ook satellieten beschadigen en elektrische systemen vernielen.

De zonnecyclus zit nog steeds vol mysteries. Zo bleken de zonnevlekken en de zonneactiviteit tussen 1645 en 1715 nagenoeg volledig verdwenen. Dit zogenaamde Maunder-minimum viel samen met een periode die de "Kleine IJstijd" wordt genoemd omdat in die jaren zeer veel koude winters gerapporteerd werden.

Zonnevlekken zijn niet zwart en niet koud. Maar de temperatuur in een zonnevlek is wel lager dan die van de omgeving en daarom is een vlek donkerder dan het heldere zonsoppervlak.

Bij het begin van een cyclus ontstaan er kleine groepen op noordelijke en zuidelijke breedte. Naarmate de cyclus vordert, ontstaan er steeds meer zonnevlekken dichterbij de evenaar van de zon.

Op het einde van de cyclus blijven er alleen zonnevlekken in het evenaarsgebied over. En nadat ook die verdwenen zijn, ontstaan op hogere breedten de eerste vlekken van de nieuwe cyclus.

De huidige zonnecyclus, de 24ste sinds het begin van de registratie van de waarnemingen, begon op 8 januari 2008. Het maximum is voorspeld voor 2012- 2013. Gedurende lange tijd was er heel weinig activiteit te zien op de zon.

En zelfs nu zijn er minder zonnevlekken dan verwacht. Het zou wel eens de minst actieve cyclus kunnen worden van de voorbije eeuw.

Of komt de zon eindelijk in actie? Want sinds begin dit jaar zijn er elke maand wel enkele grotere uitbarstingen waar te nemen.

De zonnecycli hangen nauw samen met de oriëntatie van het magnetisch veld van de zon. Dat keert na elke cyclus om. Als we ook rekening houden met de magnetische oriëntatie, hebben we dus te maken met een 22-jarige cyclus eerder dan een 11-jarige.

De activiteitscyclus van de zon wordt veroorzaakt doordat de zon niet overal met dezelfde snelheid roteert: trager aan de polen, sneller aan de evenaar. Dit zorgt voor een verstoring van de magnetische veldlijnen, met lokaal een sterke toename van de magnetische veldsterkte tot gevolg. En dat eindigt met een herschikking van de veldlijnen, de ompoling. Daarna begint de nieuwe cyclus.

De atmosfeer van de zon

Van wat er zich binnen in de zon afspeelt, kunnen wij natuurlijk niets zien. Alles wat we daarover weten, hebben we moeten afleiden uit wat we weten van de straling van de zon, door het bestuderen van de seismologie van de zon, en van wat we zien gebeuren op de zon. Natuurlijk heeft de zon geen echt oppervlak waar je op kan staan: het is immers een gasbol. Wat we kunnen zien, is eigenlijk de atmosfeer. Die bestaat ook weer uit drie lagen: van binnen naar buiten de fotosfeer, de chromosfeer en de corona. Verder beïnvloedt de zon het zonnestelsel door de zonnewind.

De fotosfeer

De zon is geen saaie, gele bol. Op de fotosfeer, het zichtbare "oppervlak" van de zon, kan men allerlei interessante fenomenen zien. Het meest opvallend zijn de zonnevlekken. Daar is de temperatuur minder hoog: "slechts" 4 500 °C in plaats van 6 000 °C. Ze zijn eigenlijk helemaal niet donker, maar door het contrast met de veel helderdere omgeving lijken ze bruinachtig of zwart.

 

 

De chromosfeer

Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, eigenlijk de echte atmosfeer van de zon. De temperatuur loopt hier op tot 12 000 °C, een gevolg van uitbarstingen op de fotosfeer, spicules genoemd, die hete gasdeeltjes in de chromosfeer brengen. De chromosfeer toont ook regelmatig uitbarstingen onder de vorm van protuberansen. In de chromosfeer is de gasdruk een stuk lager dan in de fotosfeer. De structuren in de chromosfeer worden er hoofdzakelijk bepaald door de magnetische krachten. Vandaar dat sterke afwijkingen van de bolvorm, zoals protuberansen, er mogelijk zijn.

De corona

In de ruime omgeving van de zon tenslotte vinden we de corona. Deze reikt vele miljoenen kilometers de ruimte in, en is gemakkelijk vijf keer zo groot als de zon zelf. De corona is extreem heet, zo'n 2 000 000°C, maar ook heel erg ijl. De corona is niet gelijkmatig verdeeld om de zon. Hij vertoont jets, en heeft een structuur die verandert naargelang het tijdstip in de zonnecyclus. Bovendien vertoont hij soms grote gaten, waar schijnbaar geen corona is. Coronale gaten zijn gebieden waar de magnetische veldlijnen van de zon niet terugkeren naar de zon, maar rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Deeltjes zitten er dus niet gevangen in de coronale structuur, en kunnen rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Op die manier versterken coronale gaten de zonnewind.

 

De zonnewind

Deeltjes uit de buitenste delen van de corona ontsnappen aan de aantrekking van de zon, en worden de interplanetaire ruimte ingestuurd onder de vorm van de zonnewind. De deeltjes in de zonnewind zijn elektrisch geladen (vooral protonen en elektronen), wat bepalend is voor hun invloed in het zonnestelsel. Zo duwen de stralingsdruk van de zon en de zonnewind komeetstaarten van de zon weg. Wanneer de zonnewind in snelheid en dichtheid toeneemt, kan dit ook voor de aarde en andere planeten gevolgen hebben. De deeltjes worden namelijk ingevangen door het magnetisch veld van de planeten, en naar de planeetpolen geleid. Wanneer ze daar in de atmosfeer geschoten worden, ontstaat poollicht.

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!